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Gli astronomi definiscono una nana rossa come una stella con una massa compresa tra circa 0,08 e 0,5 volte quella del Sole, composta principalmente da idrogeno. Queste stelle sono piccole e fredde, con temperature superficiali intorno ai 2.700°C (4.900°F), che conferiscono loro un caratteristico bagliore rossastro. A causa della loro massa modesta, le nane rosse fondono l'idrogeno molto lentamente, consentendo loro di brillare per un periodo compreso tra 20 e oltre 100 miliardi di anni, ovvero un periodo più lungo dell'età attuale dell'Universo.
La durata della vita di una stella è direttamente legata alla sua luminosità, ovvero all'energia che emette ogni secondo. La produzione totale di energia di una stella è pari alla sua luminosità moltiplicata per la sua durata. Le stelle massicce iniziano la vita con più carburante, ma lo bruciano anche a un ritmo molto più veloce, producendo una luminosità molto maggiore. Ad esempio, il Sole, con una temperatura superficiale di 5.600°C (10.000°F), irradia molta più energia di una nana rossa e brilla già da circa 5 miliardi di anni, con una durata totale prevista di circa 10 miliardi di anni.
Le stelle generano luce e calore attraverso la fusione nucleare:la conversione dell'idrogeno in elio a pressione e temperatura estreme nel nucleo. Questo processo rilascia fino a dieci milioni di volte più energia della combustione chimica. Sebbene le reazioni di fusione siano rare, mantengono la luminosità di una stella per milioni o miliardi di anni. Quando una stella esaurisce il suo idrogeno, inizia a fondere gli elementi più pesanti, progredendo fino al ferro prima che il suo carburante si esaurisca.
La maggior parte delle stelle si forma da nubi di idrogeno interstellare e altri elementi. Il collasso gravitazionale comprime il materiale finché la temperatura interna non è sufficientemente elevata per la fusione. La stella trascorre quindi la maggior parte della sua vita fondendo l'idrogeno in elio. Una volta esaurito l'idrogeno, la stella si espande e brucia l'elio e successivamente gli elementi più pesanti. Alla fine, il carburante della stella si esaurisce e subisce un collasso finale, che può produrre una nova, una supernova o lasciare dietro di sé una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa originale. Nel corso del tempo, le nane bianche e le stelle di neutroni si raffreddano e svaniscono in resti oscuri.
